A estrela máis próxima ao Sol (Próxima Centauro) dista nada menos que 4,3 anos luz. Semellante distancia permítenos afirmar que o Sol é unha estrela illada. Non obstante, esta situación de illamento estelar non é compartida por todas as estrelas, xa que en moitos casos estas aparecen asociadas en grupos de dous, tres, catro,... etc. Actualmente crese que tan só a metade das estrelas están illadas.
Un sistema binario ou estrela dobre pode definirse como un par de estrelas fisicamente asociadas pola súa mutua atracción gravitatoria, describindo consecuentemente cada unha delas en torno á outra unha órbita, da mesma forma que a Lúa xira arredor da Terra, ou os planetas con respecto ao Sol.
Tendo en conta a técnica utilizada no seu descubrimento e posterior observación, as estrelas dobres clasifícanse tradicionalmente en tres tipos: visuais, espectroscópicas e eclipsantes.
Nas primeiras a súa natureza como binarias é descuberta por medios ópticos mediante a observación telescópica xa sexa directa a través do ocular, utilizando a placa fotográfica, rexistros CCD ou técnicas interferométricas.
Noutros casos nos que o telescopio non é capaz de resolver o par en estrelas distintas, é posible descubrir o carácter binario mediante observacións espectroscópicas grazas ás variacións de velocidade radial medidas polo efecto Doppler-Fizeau. Son estas as binarias espectroscópicas.
Finalmente, nalgúns pares, tampouco resolubles co telescopio, poden observarse variacións periódicas do seu brillo aparente debidas á produción de eclipses. Tal feito pode indicar a existencia dunha binaria eclipsante, tamén chamada fotométrica.
Ao comezar a estudar as estrelas dobres visuais hai que advertir que hai moitos casos nos que se ven dúas estrelas moi próximas no firmamento sen que entre elas exista relación física, son os chamados pares ópticos. Neles a proximidade entre as estrelas é só aparente debido a un efecto de perspectiva.
Unha condición suficiente para admitir que unha parella de estrelas forma unha estrela dobre visual é que se detecten cambios nas súas posicións relativas ao ser observadas en distintas épocas (ver Figura 1). En efecto, ao estar as compoñentes o suficientemente afastadas entre se, a dinámica do sistema é equivalente á do problema de dous corpos e, polo tanto, cada unha das estrelas describe unha órbita en torno ao centro de masas ou o que é o mesmo, se se toma unha delas como fixa (a máis brillante), a outra describirá a chamada órbita relativa en torno a ela.
Para situar cronoloxicamente o estudo das estrelas dobres visuais é preciso recordar que a comezos do século XVII, Johannes Kepler enunciara as tres leis que rexen o movemento dos planetas e que posteriormente, a mediados do mesmo século, Isaac Newton estableceu a expresión da forza que mantiña aos planetas en órbita, a famosa lei de gravitación universal piar básico da Mecánica Celeste.
Primeiras estrelas dobres
No mesmo século XVII, despois de que Galileo Galilei utilizase o anteollo con fins astronómicos, xa se dispoñía de medios ópticos como para poder separar algunhas estrelas dobres, e así foi. Aínda que a primeira dobre desdobrada como tal: Mizar (ζ-Ursae Majoris), atribúeselle a Giovanni Battista Riccioli en 1650, non é descartable que o propio Galileo a observase con anterioridade. A esta seguíronlle outras varias, tales como θ-Orionis, τ-Arietis, α-Centauri, α-Gemini,etc... Aquí é preciso facer fincapé en que o único que se estaba a descubrir era que onde a simple vista víase unha estrela, con axuda do anteollo aparecían dous sen que polo momento se fixese insinuación ningunha acerca da súa relación física.
No ano 1718, Edmund Halley descobre os movementos propios das estrelas. Do feito de que estes movementos aparentes sobre a esfera celeste fosen distintos segundo os casos, seguiuse que isto podía deberse a que realmente as estrelas están a diferentes distancias de nós, co que se abandonou a idea do ceo das estrelas fixas que ata entón se aceptaba.
Así as cousas, os astrónomos do século XVIII puxéronse como obxectivo poder determinar as distancias ás estrelas polo menos ás máis próximas.
O primeiro paso para calcular tales distancias era observar o movemento paraláctico, é dicir, o reflexo do movemento orbital da Terra en torno ao Sol. Segundo isto cada estrela debería describir aparentemente sobre a bóveda celeste unha minúscula elipse e esta elipse sería tanto máis pequena canto máis afastada estivese a estrela de nós (ver Figura 2).
